Pulsar Wind Nebulae as a source of the observed electron and positron excess at high energy: the case of Vela-X
我们调查，在生产方面从恒星和他们的星云，宇宙射线正电子和电子通量以上$\sim10$ GeV，观察到的AMS-02实验高达1 TeV。我们专注于维拉X的案子从源的γ射线光子谱出发，通过同步加速器和逆康普顿过程产生，我们估计了电子和正电子注入谱。一些特征是从Vela-X的观测中确定的，未知的参数是从蟹状星云中借用的。在脉冲星风星云中产生的粒子光谱然后使用扩散模型传播到太阳系。与以前的工作不同，AMS-02数据和相应的本地星际谱之间的差异，得到了电子和正电子的全向强度过剩。观测到等量的电子和正电子过剩，我们将这种过剩（AMS-02数据中的$\sim$ 100 GeV以上）解释为来自Vela-X的供应。粒子的贡献是一致的模型预测的伽马射线发射源。也允许更多的年轻恒星的输入，而在$\sim$ 100 GeV以下，更多的年老恒星可能是主要的贡献者。
2015-08-07 astro-ph.HE
Extended hard X-ray emission from the Vela pulsar wind nebula
由船帆座脉冲星提供动力的星云是进化的脉冲星风星云的最佳例子之一，可以访问粒子注入历史以及与超新星喷出物的相互作用。我们报告的综合发现扩展发射超过18千电子伏的船帆座星云。北侧没有已知的对应物，它看起来比南侧更大，更重要，这反过来又与茧，软X射线和TeV细丝朝向遗迹中心部分重合。我们还介绍了船帆座星云的光谱在18-400千电子伏的能量范围内所测量的IBIS/ISGRI和SPI板上的INTEGRAL卫星。IBIS/ISGRI、SPI和以前的测量结果之间的明显差异可以用点扩散函数来理解，这支持了星云比以前认为的更弥散的假设。在包含了朱雀XIS的数据后，在距离脉冲星6'以内的谱中发现了一个约25 keV的突变。解释为冷却中断，这表明内部星云是由过去~2000年注入的电子组成的。宽带模拟还暗示了该区域的磁场高于10微高斯。最后，我们讨论了北发射的性质，这可能是由于新的粒子注入后，通过的反向冲击。
2011-11-09 astro-ph.HE
A Spatially resolved X-ray Polarization map of the Vela Pulsar Wind Nebula
本文基于IXPE观测数据构建了Vela PWN的完整空间分辨X射线偏振图，发现其边缘区域偏振度极高并呈现环形磁场，揭示了与射电辐射一致的磁场结构及反向激波相互作用的影响。
2023-11-21 astro-ph.HE
Observational Constraints on the Pulsar Wind Model: The Cases of Crab and Vela
众所周知，螺旋桨是非常稳定的旋转体。然而，尽管速度缓慢，但由于制动机制，它们的转速下降，实际上这仍然是文献中深入研究的主题。由于脉冲星通常被建模为高度磁化的中子星，从其磁极发射电磁辐射束，因此有理由认为自旋下降与磁制动有关。虽然这是一个有趣而简单的想法，但纯磁制动器无法充分解释自旋下降速率。因此，文献中出现了许多替代的自旋下降机制，其中包括脉冲星风模型，其中来自脉冲星本身的粒子风可以携带部分旋转动能。这种自旋下降机制主要取决于三个参数，即，偶极磁场$B$，磁轴和自转轴之间的夹角$(ϕ)$，以及脉冲星磁层的初级粒子密度$(ζ)$。随后，从一系列的文章在这个问题上，我们认为第一次在文献中的统计建模，其中包括一个偶极磁和风制动器的组合。因此，我们能够限制上述参数，特别是对蟹状星云和船帆座星云。
2021-08-12 astro-ph.HE
Very high energy emission as a probe of relativistic magnetic reconnection in pulsar winds
伽玛射线双星的数量，包括在TeV范围内观测到的蟹状星云和在50 GeV以上探测到的船帆座星云，挑战了现有的脉冲高能发射模型。这样的模型应该是普遍适用的，但他们应该考虑到光谱之间的差异。我们发现，蟹状星云和船帆座星云的伽马射线辐射可以用条纹风电流片的同步辐射来解释，蟹状星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim100$来扩展，船帆座星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim50$来扩展。在蟹状星云光谱中，一个新的同步加速器自康普顿成分有望被即将到来的CTA实验探测到。我们认为，γ射线谱直接探测条纹风中的相对论性磁重联物理。在最有活力的星座中，比如巨蟹座，有$\dot{E}_{38}^{3/2}/P_{-2}\gtrsim0.002$（其中$\dot{E}$是自旋下降功率，$P$是脉冲星周期，$X=X_i\times10^i$是CGS单位），重联在辐射冷却区进行，并导致冷却粒子的软幂律分布;在功率较低的恒星中，如船帆座，粒子的扩散受到当前薄片尺寸的限制，硬粒子谱反映了加速机制。辐射粒子数密度的严格下限对应于靠近光柱的发射，以GJ密度为单位，蟹状风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.5$，船帆座风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.05$。
2015-03-04 astro-ph.HE
The Vela X pulsar wind nebula through the eyes of H.E.S.S. and Suzaku
脉冲星风星云（PWNe）是银河系中最极端的粒子加速器之一，被认为是多TeV电子/正电子源，也是银河系γ射线源的主要类别之一。船帆座X是一个距离地球290 pc的近距离PWN，具有巨大的视尺寸（$>1^\circ$）。H.E.S.S.一组大气切伦科夫成像望远镜探测到船帆座X星是已知最亮的TeV伽马射线源之一。使用H.E.S.S.与X射线观测中已知的细长结构相吻合，并被称为茧，似乎是从脉冲星风终止激波区域发出的。茧的光谱能量分布在大约10 TeV处达到峰值，然后呈现出可以用H.E.S.S.精确测量的截止值。因为光源的亮度太高了在截止区辐射反康普顿伽马射线的电子是相同的负责在能量$> 1$ keV的X射线同步辐射。因此，Vela X提供了一个独特的测试案例，在其中我们可以用最少的建模假设来约束截止区加速轻子的密度和光谱以及磁场特性。由于源的接近/大的表观尺寸，这可以在PWN上以空间分辨的方式完成。我们将分析H.E.S.S.数据与朱雀太空望远镜的X射线数据相结合。我们将讨论粒子加速和传输背后的机制的影响，限制星云中不同位置的磁场强度，并探测磁场湍流。
2017-08-01 astro-ph.HE
Probing the stellar wind environment of Vela X-1 with MAXI
船帆座X-1是研究得最好、最明亮的吸积X射线天体之一。超巨星光学伴星产生强烈的辐射驱动的恒星风，它被吸积到中子星上，产生高度可变的X射线辐射。为了再现轨道光谱变化，需要考虑到引力和辐射效应引起的复杂现象。我们研究了船帆座X-1双星轨道X射线辐射的光谱和光变曲线特性。这些研究允许约束的恒星风的属性和它的扰动引起的紧凑的对象。我们利用全天监视器MAXI/GSC数据分析船帆座X-1的光谱和光变曲线。通过研究$4-10$和$10-20$ keV能带中的轨道轮廓，我们提取了轨道光变曲线的样本（占总数的${\sim}15$ %），其显示出在下合点附近的下降，即，一个双峰形状。我们分析了双峰和标准样品的轨道相位平均和相位分辨光谱。双峰样品中的下降需要$N_H\sim2\times10^{24}\,$ cm $^{-2}$仅通过吸收来解释，这在我们的分析中没有观察到。我们展示了如何汤姆逊散射从一个扩展和电离吸积唤醒可以有助于所观察到的倾角。通过截断幂律模型拟合，两个分析的样品显示光子指数的轨道调制，与早期和后期相比较，在下部结合处周围由${\sim}0.3$硬化，暗示该模型可能存在不足。相反，在某些轨道相位仓处包括部分覆盖分量允许沿着轨道相位的恒定光子指数，指示高度不均匀的环境。我们讨论我们的结果在可能的情况下的框架。
2016-02-18 astro-ph.HE
Formation of wind-captured discs in Supergiant X-ray binaries : consequences for Vela X-1 and Cygnus X-1
在超巨星X射线双星（SgXB）中，一个紧凑的物体捕获了O/B超巨星在近轨道上的一小部分风。代理存在评估质量和角动量吸积的效率，但他们如此显着地依赖于风速，鉴于目前的不确定性，他们只设置松散的约束。此外，它们通常绕过轨道和激波效应对流动结构的影响。我们研究风的动力学和角动量获得的流量是吸积。我们确定的条件，形成一个盘状结构的吸积体周围的观测结果为SgXB。我们使用最近的结果风发射机制计算三维流线，占重力和X射线电离的紧密的同伴风的影响。一旦气流进入吸积体的洛希瓣，我们就求解带冷却的流体力学方程。当气流被照射时，吸积体周围形成了一个激波区。对于轨道速度量级的风速，与纯平面均匀流的轴对称弓形激波相比，激波是高度不对称的。在净辐射冷却的情况下，当风速足够低时，气流总是循环的。尽管供体星没有填满它的罗氏瓣，但风可以因轨道效应而显着传播和弯曲。吸积流的净角动量足以形成一个持久的盘状结构。这一机制可以解释天鹅座X-1的吸积盘向外延伸的有限性，并表明船帆座X-1的中子星磁层外缘存在一个吸积盘，这对吸积体的旋转产生了巨大的影响。
2018-10-30 astro-ph.HE
High-resolution X-ray spectroscopy of the stellar wind in Vela X-1 during a flare
我们提出了一个$\sim$ 130 KS观测的原型风吸积，高质量的X射线二进制船帆座X-1收集与XMM-牛顿在0.12和0.28之间的轨道相位。在观测过程中发生了一次强烈的耀斑，这使我们能够研究云状恒星风对增加的X射线辐射的反应。为了研究风对耀斑的反应，我们对RGS光谱进行了时间平均和时间分辨分析，并研究了潜在的光谱变化。我们专注于高分辨率XMM-牛顿RGS光谱，并将观测分为耀斑前，耀斑和耀斑后阶段。我们建模的时间平均和时间分辨光谱的现象学组件和自洽的光电离模型计算通过云和XSTAR在耀斑前阶段，其中强发射线，由于高度电离离子的共振跃迁被视为。在光谱中，我们发现对应于K-壳层跃迁的高电荷的氧，氖，镁，硅离子，以及辐射复合连续（RRC）的氧的发射线。此外，我们观察到潜在的吸收线镁在较低的电离阶段和功能确定为铁L线。云和XSTAR光电离模型提供了相互矛盾的结果，要么指向理论上的不确定性，要么可能是一个更复杂的多相等离子体，或者两者兼而有之。我们能够证明存在过多的可变窄特征，包括RGS首次能够在该源中观察到的氧气管线和RRC的可靠检测。我们表明，船帆座X-1是未来高分辨率任务的理想来源，如XRISM和雅典娜。
2020-07-14 astro-ph.HE
The stellar wind velocity field of HD 77581
大质量恒星中星风的早期加速受到的约束很差。脉冲星发射的硬X射线光子在大质量X射线双星船帆座X-1中的散射可以用来探测其超巨星伴星HD 77581表面附近的恒星风速度和密度分布。我们建立了一个高信噪比和高分辨率的硬X射线光曲线船帆座X-1测量雨燕/BAT超过300个轨道周期的系统，并将其与网格的流体动力学模拟的预测。我们得到一个很好的协议之间的观测和模拟的一组狭窄的参数，这意味着接近恒星表面的风速是通常假设的标准β定律的两倍。局部速度梯度为$β\sim0.5$。即使还不完整，流体动力学模拟也成功地再现了船帆座X-1的几个观测特性。
2015-07-03 astro-ph.HE
Coupling hydrodynamics with comoving frame radiative transfer: II. Stellar wind stratification in the high-mass X-ray binary Vela X-1
船帆座X-1是一个原型的高质量X射线双星（HMXB），在一颗早期B超巨星施主星的近轨道上有一颗中子星（NS）。施主星的风在NS上的吸积为其强大的X射线亮度提供了动力。要理解HMXB的物理学，需要对施主星风有详细的了解。目标：为了获得一个真实的图片的施主星船帆座X-1，我们构建了一个流体动力学一致的大气模型描述风层结，同时适当地再现观测到的施主光谱。为了研究X射线照明如何影响恒星风，我们计算了不同X射线光度制度的其他模型。方法：采用正交设计法我们使用最近更新的版本的PoWR代码一致地解决流体动力学方程与统计方程和辐射转移。结果：船帆座X-1内的风是由多种元素的离子驱动的，其中Fe III和S III在外部风中占主导地位。模型预测的质量损失率与早期的经验研究一致。质量损失率几乎不受风中存在的吸积NS的影响。确认终端风速为$v_\infty \approx 600$ km/s。另一方面，NS所处的内部区域中的风速仅为$\approx 100$ km/s，这在标准$β$速度定律的基础上是不期望的。在X射线水平增强的模型中，外部风的速度场可以改变。如果X射线通量太高，由于电离增加，加速就会中断。结论：考虑到辐射流体动力学，我们的Vela X-1施主大气模型揭示了NS位置的低风速，并提供了这一重要HMXB中风驱动的定量信息。
2017-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing large-scale wind structures in Vela X-1 using off-states with INTEGRAL
船帆座X-1是一个拥有超巨星施主的高质量X射线双星中的风馈吸积双星的原型。我们系统地分析了船帆座X-1（22-50 keV）10年的INTEGRAL数据，发现当在X射线食之外时，源经历了几次光度下降，硬X射线光度低于3x10^35 erg/s，INTEGRAL无法检测到。X射线通量的这些下降在文献中通常被称为“关断状态”。我们研究了船帆座X-1 ~8.9 d轨道上这些关态的分布，发现它们的轨道出现呈现不对称分布，在食前比食后观测到关态的概率更高。这种不对称性可以解释为电离风区域的硬X射线散射，能够优先降低日食入口附近的源硬X射线亮度。我们将这种电离的大尺度风结构与超巨星风与中子星的X射线辐射相互作用产生的光电离尾流联系起来。我们强调，这一观测结果是由于积累了十年的INTEGRAL数据而获得的，观测多次覆盖整个轨道，使我们能够检测到船帆座X-1关闭状态轨道分布的不对称模式。
2015-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable structures in the stellar wind of the HMXB Vela X-1
本研究利用MAXI 14年数据分析Vela X-1的轨道吸收变异性，发现硬度比逐轨道变化无周期性，且自旋加速阶段硬度更高，表明异质风结构驱动观测变化。
2024-10-28 astro-ph.HE
Fermi Large Area Telescope observations of the Vela-X Pulsar Wind Nebula
利用费米大天区望远镜（LAT）11个月的观测数据，对船帆座脉冲星PSR B 0833 -45的非脉冲窗口进行了伽马射线观测。这颗脉冲星位于直径为8度的船帆座超新星遗迹中，其中包含几个在无线电，X射线和伽马射线波段检测到的非热发射区域。LAT探测到的伽马射线辐射位于其中一个区域内，即脉冲星Vela-X以南2*3度的区域。LAT通量在空间上显著扩展，对于假设的径向对称均匀圆盘，最佳拟合半径为0.88 +/- 0.12度。该源的200 MeV至20 GeV LAT谱符合幂律，谱指数为2.41 +/- 0.09 +/- 0.15，100 MeV以上的积分通量为（4.73 +/- 0.63 +/- 1.32）* 10^{-7} cm^{-2} s^{-1}。第一个误差代表拟合参数的统计误差，而第二个是系统不确定性。详细的形态学和光谱分析给出了脉冲星风星云（PWN）系统的能量和磁场的强约束，并有利于两个不同的电子种群的情况。
2010-02-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
H.E.S.S. and Suzaku observations of the Vela X pulsar wind nebula
脉冲星风星云（PWNe）代表了银河系中最突出的极高能伽马射线源，被认为是轻子宇宙射线的有效来源。船帆座X是附近的一个中年PWN，它向一个被称为茧的细长结构发射明亮的X射线和TeV伽马射线。由于TeV发射可能是电子的逆康普顿发射，而X射线发射是相同电子的同步辐射，因此我们的目标是用最小的建模来推导相对论粒子和磁场的性质。我们使用的数据从朱雀XIS从船帆座X覆盖的距离从0.3 pc到4 pc的脉冲星沿茧的三个紧凑的区域得到的光谱。我们从H.E.S.S.观测值，并将辐射模型拟合到多波长光谱。TeV电子谱和磁场强度是一致的三个区域的不确定性内，与顺序$10^{-12}\rm\,erg\,cm^{-3}$的能量密度。数据表明，在$\sim$ 100 TeV的能量和磁场强度的$\sim$ $6\,\rmμG$的电子光谱中存在截止。对湍流磁场存在的限制很弱。茧中TeV电子和磁场的压力在动态上可以忽略不计，这需要另一个占主导地位的压力分量的存在。亚TeV电子不能完全解释丢失的压力，这可能是由相对论离子或喷射物与脉冲星风的混合提供的。的电子光谱是一致的预期从运输方案占主导地位的平流通过反向冲击或扩散。通过在$\gtrsim 10\rm\,keV$能量范围内进行光谱测量，可以改善对湍流磁场和电子截止形状的约束。（节略）
2019-07-09 astro-ph.HE
Detection of Gamma-Ray Emission from the Vela Pulsar Wind Nebula with AGILE
众所周知，脉冲星可以驱动相对论性粒子风，这些粒子风可以通过与周围介质的相互作用产生明亮的星云。这些脉冲星风星云（PWNe）在无线电，光学，X射线，在某些情况下，也在TeV的能量，但在伽马射线波段的信息的缺乏，防止绘制一个全面的多波长的图片，他们的现象和发射机制。利用AGILE卫星的数据，我们探测到船帆座脉冲星风星云的能量范围从100 MeV到3 GeV。这一结果限制了负责GeV发射的粒子数量，探测多波长PWN模型，并建立了一类伽马射线发射器，可以解释一小部分未识别的银河系伽马射线源。
2010-01-01 astro-ph.HE
X-ray emitting structures in the Vela SNR: ejecta anisotropies and progenitor stellar wind residuals
船帆座超新星遗迹（SNR）显示了几个突出于前激波（弹片）之外的喷出物碎片。最近的研究表明，高硅丰度的两个弹片（A和G），位于相对于SNR中心的相反方向。这表明可能存在富硅喷流-反喷流结构。我们分析了XMM-牛顿观测到的一个明亮的团块，位于弹片G后面，沿着A和G的连接方向。目的是研究这个团块的物理和化学性质，以确定它是否是这个假定的喷流状结构的一部分。我们制作了背景校正和自适应平滑的计数率图像和中值光子能量图，并进行了空间分辨光谱分析。我们发现了两种具有不同物理性质的结构。第一个沿连接A和G的方向显著伸长。它的X射线光谱比另外两个弹片的光谱要柔和得多，以至于妨碍了对硅丰度的测定，但它的物理和化学性质与弹片A和G的一致。第二个结构，沿东南-西北方向，具有较高的温度，看起来像一个细丝。通过分析ROSAT数据，我们发现，这条细丝是我们在外壳西部边缘发现的一个非常大的连贯结构的一部分。我们得到了G型榴散弹尾部的详细描述。此外，我们发现了一个连贯的和非常广泛的功能，我们解释为早期的残留物与其祖先恒星的恒星风相互作用的签名。我们在风残差中发现的奇特的Ne/O比值可能暗示船帆座SNR的沃尔夫-拉叶祖先，尽管需要进一步的分析来解决这一点。
2021-03-23 astro-ph.HE
Measuring the stellar wind parameters in IGR J17544-2619 and Vela X-1 constrains the accretion physics in Supergiant Fast X-ray Transient and classical Supergiant X-ray Binaries
经典超巨星X射线双星（SGXB）和超巨星快X射线瞬变星（SFXT）是两种类型的高质量X射线双星（HMXB），它们具有相似的施主，但同时在X射线中表现出非常不同的行为。风力发电的HMXB之所以如此二分法，其原因仍有争议。在已经提出的几种解释中，其中一些引用了施主恒星的特定恒星风特性。只有专门的经验分析捐助者的恒星风可以提供所需的信息来完成这些理论的充分测试。然而，这种分析很少。为了缩小这一差距，我们对两个重要系统中的光学伴星进行了比较分析：IGR J17544-2619（SFXT）和Vela X-1（SGXB）。我们详细分析了每颗恒星的光谱，并推导出它们的恒星和风性质。我们比较了风参数，这给了我们一个很好的机会来识别SFXT和SGXB中施主风之间的关键差异。我们发现，从分析得到的恒星参数一般符合两个施主的光谱类型：O 9 I（IGR J17544-2619）和B0.5Iae（船帆座X-1）。这两颗星的恒星风的一个重要区别是它们的终速在IGR J 17544 -2619中为v_inf= 1500 km/s，在Vela~X-1中为v_inf= 700 km/s，这对这两颗星的X射线光度有重要影响。它们的风速和脉冲星自旋的特定组合有利于Vela X-1的吸积机制具有持续的高光度，而它有利于IGR~J17544-2619的抑制吸积机制。我们的研究表明，风的相对速度是至关重要的，在确定类HMX…
2016-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of the X-ray off-states in Vela X-1
$Context$：船帆座X-1是经典sgHMXB系统的原型。最近的连续和长期的监测活动揭示了一个大的硬X射线变化幅度与强烈的耀斑和关闭状态。这种活动被解释为调用cluerous恒星风和/或磁门控机制。$Aims$：我们正在探索观察到的行为是否可以用靠近中子星的不稳定流体动力学流动来解释，而不是更奇特的现象。$Methods$：我们用流体动力学程序VH-1模拟了具有高时间分辨率的恒星风流动，并将预测的吸积速率与观测到的光变曲线进行了比较。$Results$：模拟结果与观察到的变异性相似。关断状态的持续时间为5至120分钟，对应于瞬态低密度气泡形成周围的中子星。在我们的模拟中产生并观察到吸积速率的振荡，典型周期为$\sim$ 6800秒。它们对应于弓形激波的复杂运动，要么朝向中子星，要么远离中子星。模拟还产生了高达$10^{37}$ erg/s的耀斑。$Conclusions$：我们已经定性地再现了船帆座X-1中观察到的硬X射线变化，并通过简单模型预测了流体动力学不稳定性。更复杂的现象，如clusified风或磁门机制，不排除但不需要解释基本的现象。
2014-12-17 astro-ph.HE
Revisiting the archetypical wind accretor Vela X-1 in depth -- A case study of a well-known X-ray binary and the limits of our knowledge
背景：船帆座X-1是研究得最好的X射线双星之一。然而，在随后的研究中经常使用其参数的具体值，而没有考虑替代方案。目的：我们的目标是提供一个强大的汇编和综合有关船帆座X-1的积累知识作为未来研究的坚实基线，并确定未来可能的研究的具体途径。方法：我们探索Vela X-1的文献和建模工作，描述系统知识的演变。我们还添加了来自公共数据的信息，特别是Gaia EDR 3版本。结果如下：我们更新了与船帆座X-1的距离，HD 77518的光谱分类，发现超巨星可能非常接近于填满其洛希瓣。对恒星风的聚集性的限制已经得到改善。轨道是很好的确定，但不确定的倾角限制了中子星质量的信息。对恒星风的估计已经朝着更低的速度发展，支持了中子星周围瞬时风捕获盘的想法。流体动力学模型和观测结果与中子星的吸积尾迹一致。结论：Vela X-1是一个优秀的实验室，但仍有很大的改进空间。需要进行协调良好的多波长观测和活动，以解决固有的变异性问题。新的工具将带来新的机会。星风模型应该考虑到HD 77581的轨道偏心率和非球形形状。现实的多维模型的辐射转移在紫外线和X射线是必要的，但仍然非常具有挑战性。为了更好地理解等离子体-磁层耦合，需要改进涵盖广泛尺度的MHD模型。吸积柱的完整特征仍然是另一个公开的挑战。（arXiv的缩写）
2021-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
MeerKAT discovery of radio emission from the Vela X-1 bow shock
船帆座X-1是一个失控的X射线双星系统，拥有一颗大质量的施主星，当它与星际介质相互作用时，其强烈的恒星风会产生弓形激波。这种弓形激波以前曾在H $α$和IR中被探测到，但是，除了一个来自大质量逃逸恒星（BD+43 $^{\rm o}$ 3654）的弓形激波之外，其他波段都没有探测到。本文报道了用MeerKAT望远镜观测船帆座X-1弓形激波的$1.3$ GHz射电辐射。MeerKAT观测揭示了射电辐射如何密切跟踪H $α$线辐射，无论是在弓形激波中，还是在现有H $α$观测中已知的大尺度扩散结构中。船帆座X-1弓形激波是第一个在X射线双星周围探测到的星风驱动的射电弓形激波。在无线电频谱指数测量的情况下，我们探索其他途径来约束无线电发射机制。我们发现，热/自由-自由发射可以占无线电和H $α$属性，电子温度和密度的组合与ISM密度和冲击增强的早期估计一致。在这种解释中，局部ISM过密度的存在对于无线电发射的检测是必不可少的。或者，我们考虑一个非热/同步加速器的情况下，评估的磁场和宽带频谱的冲击。然而，我们发现，非常高的分数（$\gtrsim 13$ %）的动能风力将需要注入相对论电子人口来解释无线电发射。假设较低的分数意味着一个混合的情况下，占主导地位的自由自由无线电发射。最后，我们推测无线电弓形激波的可探测性，以及它是否需要特殊的ISM或恒星风特性。
2021-11-24 astro-ph.HE
Vela pulsar wind nebula x-rays are polarized to near the synchrotron limit
脉冲星风星云是由相对论电子和正电子的流出物在冲击波前沿撞击周围的超新星遗迹或星际介质而形成的。船帆座脉冲星风星云由一颗年轻的脉冲星（B 0833 -45，年龄11 kyr）提供动力，位于一个名为船帆座X的扩展结构内，该结构本身位于超新星遗迹内。之前的X射线观察显示了两个明显的弧线，被喷流和反喷流一分为二。射电图显示，在星云的外部区域有60%的高线性偏振。在这里，我们报告的X射线观测星云的内部，其中偏振可以超过60%的前沿，这接近理论极限的同步辐射可以产生什么。我们推断，与超新星遗迹的情况相反，脉冲星风星云中的电子在高度均匀的磁场中被加速，几乎没有湍流。
2023-03-22 astro-ph.HE
Vela X-1 as a laboratory for accretion in High-Mass X-ray Binaries
船帆座X-1是一颗食高质量X射线双星（HMXB），由一颗283秒的吸积X射线脉冲星组成，在距离2.4千秒差距的B0.5 Ib超巨星HD 77581周围的近轨道上运行8.964天。该系统被认为是风吸积HMXB的原型，它已被用作不同的理论或建模研究的基线。我们讨论了该系统的观测特性，并利用观测数据作为实验室来测试最近在模拟大质量X射线双星吸积过程方面的进展（例如，Sander et al. 2018; El Mellah et al. 2018），其范围从风加速度的详细描述到中子星附近物质流结构及其变化的建模。
2019-05-21 astro-ph.HE
Observing the onset of the accretion wake in Vela X-1
通过XMM-Newton和NuSTAR同步观测，首次在宽能段高时间分辨率下追踪到船帆座X-1吸积尾流的起始，观测到吸收柱密度上升及高电离荧光线，验证了理论预测。
2023-03-16 astro-ph.HE
Modelling interstellar structures around Vela X-1
我们报告的弓激波产生的高质量X射线双星船帆座X-1使用SuperCOSMOS的H-α调查和目前的弓激波进行了南部非洲大望远镜（SALT）的光谱学的结果背后延伸的附属结构的发现。探测到的结构的几何形状表明船帆座X-1在途中遇到了一个密度增强的楔形层，该层的冲击物质部分勾勒出船帆座X-1下游的尾迹。为了证实这一建议，我们进行了3D磁流体动力学模拟船帆座X-1和层之间的相互作用的三个极限情况。也就是说，我们运行的模拟中，（i）恒星风和星际介质（ISM）被视为纯流体动力学流，（ii）一个均匀的磁场被添加到ISM，而恒星风被假定为未磁化，和（iii）恒星风被假定为具有螺旋磁场，而有没有磁场在ISM。我们发现，虽然前两个模拟可以提供一个粗略的协议与观察，只有第三个允许我们重现不仅船帆座X-1后面的尾流，而且它前面的弓形激波的一般几何形状。
2017-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly Polarized Intrinsic Emission and its Orthogonal Counterpart in Vela X-1
针对典型星风吸积X射线脉冲星Vela X-1，研究基于IXPE观测数据采用三幂律光谱模型分离出两个正交偏振成分，首次探测到超30%最高达50.9±10.7%的高偏振中子星辐射，并通过RVM完成偏振态拟合。
2025-11-14 astro-ph.HE
Disentangling multiple high-energy emission components in the Vela X pulsar wind nebula with the Fermi Large Area Telescope
船帆座X是一个脉冲星风星云，其中两个相对论粒子群具有不同的空间和光谱分布，在不同的波长处占主导地位。一个扩展的$2^\circ \times 3^\circ$星云在射电和GeV伽马射线中被看到。在X射线和TeV伽马射线中，一个细长的茧占主导地位。我们使用9.5年的数据从费米大面积望远镜（LAT）解开两个组件的能量范围从10 GeV到2 TeV的伽马射线发射，弥合以前的测量之间的差距在GeV和TeV的能量。我们确定分别在100 GeV的能量与船帆座X相关的发射形态< 100 GeV and >，并将其与在其他波长处看到的形态进行比较。然后，我们推导出的光谱能量分布的两个伽玛射线分量在整个能量范围内。LAT数据的最佳拟合是由能量为100 GeV的两个分量的组合提供< 100 GeV and >的。第一个组成部分有一个柔软的光谱，光谱指数为$2.19\pm0.16^{+0.05}_{-0.22}$，并延伸到半径为$1.36^\circ\pm0.04^\circ$的区域，与射电星云一致。第二种成分的光谱较硬，光谱指数为$0.9\pm0.3^{+0.3}_{-0.1}$，并集中在半径为$0.63^\circ\pm0.03^\circ$的区域内，这与已经建立的X射线茧一致，以解释TeV能量下的大部分发射。测量的低能量分量的光谱证实了以前的证据翻转的电子光谱在几十个GeV的能量可能是由于扩散逃逸…
2018-06-29 astro-ph.HE
Modeling of the Radio Emission from the Vela Supernova Remnant
超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是银河宇宙线（CR）加速的场所。船帆座是距离地球最近的银河系复合信噪比之一，伴随着船帆座脉冲星和它的脉冲星风星云（PWN）船帆座X。船帆座SNR是研究最多的遗迹之一，它受益于对各种物理参数（如距离和年龄）的精确估计。因此，这是一个完美的对象，在信噪比的物理过程进行详细的研究。船帆座SNR扩展到高度不均匀的多云星际介质（ISM），其动力学由ISM云的加热和蒸发决定。它具有不对称的X射线形态，这可以通过膨胀成两种密度不同的介质来解释。如果船帆座SNR的前身在靠近沃尔夫-拉叶星$γ^2$ Velorum的恒星风气泡边缘附近爆炸，因此一部分残骸膨胀到气泡中，就会发生这种情况。喷出物和残骸的主震与ISM云的相互作用导致形成二次冲击，在二次冲击处发生额外的粒子加速。这可能导致相对论性粒子在残余物中接近均匀的分布。我们计算的框架内的新的流体动力学模型，假设在恒星风泡的边缘超新星爆炸的同步辐射。模拟的射电辐射与残骸的总射电通量和源的复杂射电形态都吻合得很好。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The accretion environment in Vela X-1 during a flaring period using XMM-Newton
我们提出了分析100 ks连续XMM牛顿数据的原型风吸积船帆座X-1。观测覆盖了轨道相位0.134和0.265之间的日食出口，在此期间发生了巨大的耀斑，使我们能够研究耀斑外部和耀斑期间的光谱特性。这个巨大的耀斑的峰值亮度为$3.92^{+0.42}_{-0.09} \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$，允许估计质量为$\sim$ $10^{21}$ g的吸积结构的物理参数。我们已经能够模拟几个贡献所观察到的光谱与现象学模型形成的三个吸收功率法加上三个发射线。在分析了每个组分的柱密度随轨道相位的变化以及Fe和Ni荧光线的变化后，我们为每个光谱组分提供了物理解释。同时，前两个分量是来自中子星表面的主要吸积分量的两个方面，第三个分量似乎是在伴星的恒星风中形成的\textit{X-ray light echo}。
2014-02-18 astro-ph.HE
First look at Vela X-1 with XRISM: A simultaneous campaign with XMM-Newton and NuSTAR
首次报告XRISM对Vela X-1的观测，结合XMM-Newton和NuSTAR同步数据，揭示了吸积结构变化及Fe Kα双线，展示XRISM研究星风吸积双星的潜力。
2025-09-29 astro-ph.HE
Inefficient cosmic ray diffusion around Vela X : constraints from H.E.S.S. observations of very high-energy electrons
船帆座X是附近的一个脉冲星风星云（PWN），由一颗$\sim 10^4$岁的脉冲星提供动力。Vela X PWN的光谱能量分布的建模表明，加速电子已经在很大程度上逃离了约束，这可能是由于SNR反向冲击破坏了最初约束的PWN。逃逸的电子传播到地球，并有助于测量本地宇宙射线（CR）电子谱。我们发现，如果使用星际介质的标准扩散系数，船帆座X逃逸的CR电子将大大超过HESS在$\sim 10$ TeV下测量的通量。我们提出，扩散可能是非常低效的船帆座X周围，并发现，空间依赖性扩散可以导致CR通量与HESS测量一致。利用Vela X周围扩散的双区模型，我们发现对于$\sim10$ TeV CR电子，几十秒差距内的扩散系数应为$<10^{28}{\rm cm^2 s^{-1}}$，比ISM的标准值低两个数量级. PWN周围的这种低效扩散类似于Geminga和Monogem PWNe的情况，这表明低效扩散在PWNe附近可能很常见，跨越了很宽的年龄范围。
2018-09-05 astro-ph.HE
Continuum, cyclotron line, and absorption variability in the high-mass X-ray binary Vela X-1
Vela X-1具有复杂的星云风、显著的回旋共振散射特性、内禀变率和方便的物理参数（近距离、大倾角、小轨道间距），便于对该系统进行观测和分析，是研究各种尺度下高质量X射线双星吸积过程的关键系统之一。我们重新审视船帆座X-1与NuSTAR在轨道相位~0.68-0.78和~0.36-0.52的两个新的观测，这表明了过多的变化，使我们能够研究吸积几何和恒星风系统的属性。我们遵循的光谱参数的演变到脉冲周期的时间尺度使用部分覆盖的幂律连续与费米-狄拉克截止模型的连续和局部吸收。我们可以确认光子指数和光度之间的反相关性，低通量，折叠能量和光度之间，这意味着在康普顿等离子体的性质的变化。我们无法确认先前观察到的回旋加速器线能量与整个观测中的源亮度之间的相关性，但我们观察到在强烈耀斑之后回旋加速器线能量下降。我们看到两次观测之间以及一次观测（约0.36-0.52轨道相位）内吸收的强烈变化，这可以通过大尺度结构的存在来解释，例如系统中的吸积和光电离尾流以及我们通过该结构的可变视线。
2022-01-19 astro-ph.HE
IXPE observations of the quintessential wind-accreting X-ray pulsar Vela X-1
利用IXPE首次观测典型风吸积X射线脉冲星Vela X-1，测得相位平均低偏振度并揭示其随能量和脉冲相位的显著变化。
2023-03-03 astro-ph.HE
On the Gamma-Ray Nebula of Vela Pulsar. I. Very Slow Diffusion of Energetic Electrons within the TeV Nebula
脉冲星风星云（PWNe）中的高能粒子输运在解释多波长观测所揭示的特征方面起着至关重要的作用。本文将Vela X PWN中的TeV γ射线发射电子近似为由于SNR反向激波与PWN相互作用而形成茧时的脉冲注入。通过解析求解扩散损失方程，我们同时再现了宽带光谱能量分布和表面亮度轮廓。TeV电子和正电子的扩散系数受TeV星云的光谱和空间性质的约束，因而被确定为：对于10，TeV电子和正电子，为$1 \times 10^{26}$，cm $^{2}$，s $^{-1}$.这个系数比星际介质低三个数量级以上，这与最近从HAWC对与Geminga脉冲星相关的TeV星云的观测中获得的约束一致。这些结果表明，高能量粒子的缓慢扩散可能是常见的PWNe。
2019-07-03 astro-ph.HE
Short-Term Variability of X-rays from Accreting Neutron Star Vela X-1: I. Suzaku Observations
利用{ \it Suzaku} 100 ks曝光量观测，分析了船帆座X-1（最亮的风馈吸积中子星）在2 ks短时间尺度上的宽波段X射线谱的时变。在观测过程中，该物体表现出强烈的变化，包括几次耀斑和所谓的“低态”，其中X射线光度降低了一个数量级。虽然光谱硬度随着X射线光度的增加而增加，但大多数记录的耀斑并没有显示出任何显著的星周吸收变化。然而，在一次短暂的耀斑出现之前，就有大量吸收的迹象，显示出显着的光谱硬化。在低状态下，流量水平调制脉冲星的自旋周期，表明即使在这种状态下的吸积流达到接近的中子星。从现象学上讲，宽带X-射线光谱，这是集成在整个自旋阶段，很好地代表了“NPEX”功能（负和正的幂律与指数截止由一个共同的折叠能量的组合）与回旋共振散射功能在50千电子伏。拟合的数据使我们能够推断光子指数和X射线光度之间的相关性。最后，星周吸收在轨道相位间隔0.25- 0.3内逐渐增大，这可以解释为致密天体在超音速星风中运动产生的弓形激波的影响。
2013-04-22 astro-ph.HE
Looking through the photoionisation wake: Vela X-1 at $φ_\mathrm{orb} \approx 0.75$ with Chandra/HETG
超巨星X射线双星船帆座X-1是研究吸积中子星辐照下O/B星风环境的最佳天体物理源之一。以前的研究和系统的流体动力学模拟揭示了一个cluerous环境和两个尾流的存在：一个吸积尾流周围的紧凑的对象和光电离尾流沿轨道跟踪它。我们的目标是进行，第一次，高分辨率光谱学钱德拉/HETG数据在轨道阶段$φ_\mathrm{orb} \approx 0.75$，当视线是交叉的光电离尾。我们的目标是进行等离子体诊断，推断风的结构和几何形状。我们采用贝叶斯块算法进行盲搜索，以找到离散的光谱特征，并根据最新的实验室结果或通过原子数据库识别它们。等离子体特性推断与经验技术和光电离模型内云和DAC。我们检测并确定了五个窄的辐射复合连续谱（Mg XI-XII，Ne IX-X，O VIII）和几条来自Fe，S，Si，Mg，Ne，Al和Na的发射线，包括四个类氦三重谱（S XV，Si XIII，Mg XI和Ne IX）。光电离模型很好地再现了整个光谱，除了近中性的荧光线的Fe，S和Si。我们的结论是，等离子体主要是光电离，但一个以上的组件是最有可能存在的，与多相等离子体的情况下，在那里更密集和更冷的物质块嵌入在热，光电离风的伴星。用未来的X射线卫星Athena和XRISM进行的模拟表明，几百秒的曝光将足以解开Fe K $α$双重态和类He Fe XXV的线，从而总体上改进等离子体参数的测定。
2021-02-24 astro-ph.HE
The clumpy absorber in the high-mass X-ray binary Vela X-1
明亮和黯然失色，高质量的X射线双星船帆座X-1提供了一个独特的机会，研究吸积到一个中子星从cluperous风的O/B星和解开复杂的吸积几何这些系统。在轨道相位约为0.25的Chandra-HETGS光谱中，当我们的视线朝向源时，不通过大尺度吸积结构，如吸积尾流，我们观察到整个光谱形状在几千秒的时间尺度上的变化。这种光谱的可变性，至少在一定程度上，是由整体吸收的变化，我们表明，这种强烈的可变吸收不可能由未受干扰的cluerous风的O/B星。我们检测线的功能，从高和低电离种硅，镁和氖的强度和存在取决于整体水平的吸收。它们意味着冷和热的气体相共存的系统，我们解释为一个高度可变的，结构化的吸积流接近紧凑的对象，如最近看到的风吸积在高质量X射线二进制的模拟。
2017-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Study of Vela X Cocoon
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）；Centre for Astro-Particle Physics, University of Johannesburg（约翰内斯堡大学星粒物理中心）
韦拉X茧的无线电研究揭示了脉冲星风云的复杂结构及极化特性，通过高分辨率观测发现其与PWN的关联，并探讨了无线电与X射线特征的差异。
2026-03-02 astro-ph.HE
Variations of cyclotron resonant scattering features in Vela X-1 revealed with Insight-HXMT
我们利用Insight-HXMT在2019年和2020年进行的观测，对高质量X射线双星船帆座X-1进行了详细的研究，重点是时序分析和光谱研究，包括脉冲相位分辨光谱。回旋线能量被发现是在~21-27 keV和43-50 keV的基波和一次谐波，分别。我们给出了谱参数的演变过程，发现谱线质心能量比E2/E1从MJD 58900之前的~2演变到MJD 58900之后的~1.7。谐波回旋线能量与光度无关，但基本线能量与X射线光度呈正相关，表明船帆座X-1处于亚临界吸积区。此外，在船帆座X-1的脉冲相位分辨光谱进行。CRSF和连续介质参数在脉冲相位上都表现出很强的变化性，在峰值相位附近两条线能量的比值约为2，在非峰值相位附近下降到约1.6。吸收柱密度的长期显著变化及其在脉冲相位上的演化可能意味着中子星附近云风结构的存在。
2022-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi Detection of the Pulsar Wind Nebula HESS J1640-465
本文介绍了HESS J1640-465的Fermi-LAT观测结果。该源被高置信度地检测为高能伽马射线的发射器。光谱缺乏任何证据表明与脉冲星发射相关的特征截止，表明发射主要来自脉冲星风星云。宽带模型暗示了一个低磁场的演化星云，导致了高的伽马射线与X射线的通量比。费米辐射超过了宽带模型的预测，并且具有更陡峭的光谱，可能是由于明显过量的低能电子导致的，类似于船帆座X和蟹状星云脉冲星风星云的推断。
2010-07-04 astro-ph.HE
The structure of blue supergiant winds and the accretion in supergiant High Mass X-ray Binaries
我们发展了一个OB超巨星的星风模型，研究了云团风吸积对高质量X射线双星光度和光变性质的影响。假设这些团块被周围气体的冲压压力所限制，并探索它们的质量和半径的不同分布，我们在邦迪-霍伊尔吸积理论的框架内计算了预期的X射线光变曲线，修改后考虑到团块的存在。由此产生的变率特性被发现不仅取决于假设的轨道参数，但也对风的特性。然后，我们应用这个模型再现了三个代表性的高质量X射线双星的X射线光变曲线：两个持久的超巨星系统（VelaX-1和4U 1700 -377）和超巨星快速X射线瞬态IGRJ 11215 -5952。该模型可以很好地再现观测到的光变曲线，但在所有情况下，需要从超巨星的整体质量损失约3-10倍，小于从紫外线研究推断的值，假设一个均匀的风。
2009-06-17 astro-ph.HE
Accretion in supergiant High Mass X-ray Binaries
超巨星高质量X射线双星系统（sgHMXB）由一颗大质量的晚型恒星和一颗中子星组成。大质量恒星表现出强烈的、辐射驱动的恒星风。风吸积到致密物体上会触发X射线发射，从而显著改变恒星风。利用流体动力学模拟方法研究了两个sgHMXB中的中子星-星风相互作用：i）由INTEGRAL发现的一个严重遮蔽的sgHMXB（IGR J 17252 -3616）。为了说明可观察的数量（即，吸收柱密度），我们必须假设风的终极速度非常慢，大约为500 km/s，并且假设有一颗相当大质量的中子星。如果在其他被遮蔽的系统中得到证实，这将提供一种全新的恒星风诊断方法。ii）已经深入研究了经典的sgHMXB（Vela X-1），以理解在该系统中观察到的关态的起源。在许多模型中用来解释这种观察到的行为（cloudwind，门控机制），我们建议，自组织临界性的吸积流是观察到的行为的可能原因。总之，在这两个例子中，中子星作为研究恒星风的探测器非常有效。
2013-10-30 astro-ph.HE
Flares during Eclipses of High Mass X-ray Binary Systems Vela X-1, 4U 1700-37, and LMC X-4
本研究在三个大质量X射线双星的食期间发现耀发，通过光谱分析揭示了再处理区域的尺寸与发射线起源等关键信息，为理解双星环境提供了新线索。
2024-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The role of structured OB supergiant winds in producing the X-ray flaring emission from High Mass X-ray Binaries
超巨星快速X射线瞬变星（Supergiant Fast X-ray Transients，SFXTs）是INTEGRAL卫星发现的一类新的高质量X射线双星，其耀斑持续时间从几分钟到几小时，峰值亮度为1 E36 - 1 E37 erg/s。在明亮的爆发之外，它们显示出频繁的长期耀斑活动，达到X射线光度水平1 E33 - 1 E34 erg/s，正如最近用雨燕卫星观察到的那样。由于一些具有超巨星施主的高质量X射线双星（HMXB）的耀斑性质与SFXTs相似，因此有人认为这两类双星的耀斑活动可能是由相同的机制产生的，可能是组成超巨星风的团块的吸积。我们发展了一个新的具有球对称和非球对称外流的OB超巨星星云风模型。我们研究了在持久性和瞬态HMXB两类中，云团风对中子星的吸积效应。
2010-04-12 astro-ph.HE
Probing TeV Afterglow Emission of GRB~221009A with Gaussian Structured jet in Wind-driven medium
Indian Institute of Technology Kharagpur（印度理工学院卡拉格普尔分校）；Central University of Kashmir（克什米尔中央大学）
利用高斯结构喷流模型解释GRB 221009A的TeV后发光，发现喷流几何、动能、风密度等因素对TeV峰值时间及流量敏感，且仅约10%的模拟事件能被CTA探测到。
2025-12-04 astro-ph.HE
A semi-analytical treatment to wind accretion in neutron star supergiant high mass X-ray binaries: I. eccentric orbits
本文提出了风馈中子星超巨星X射线双星偏心轨道吸积过程半解析处理的第一步。我们考虑的情况下，球对称风的超巨星和一个简化的模型吸积到紧凑的对象。本文还计算了吸积中子星的X射线对星风的光电离。将这种效应与偏心轨道引起的质量吸积率调制进行卷积，得到系统沿轨道的预期X射线光度。作为我们的结果的一部分，我们首先表明，在以前的论文中报道的超巨星X射线双星的低和高X射线光度的解决方案的双峰可能是由于中子星的影响，首先接近，然后远离同伴（没有共存同时）。我们建议，情节强风光电离可以引起关闭状态的源。我们的计算被应用到几个经典的超巨星X射线双星系统的情况下，已知的偏心率（船帆座X-1，4U 1907 + 09，GX 301 - 2）和唯一的超巨星快速X射线瞬变与确认的偏心轨道，IGR J 08408 - 4503的情况。这些来源的观测结果进行了比较。我们还讨论了在未来的出版物中扩展计算以获得更全面的治疗所需的后续步骤。
2020-12-01 astro-ph.HE
Pulsar Wind Nebulae: On their growing diversity and association with highly magnetized neutron stars
1968年在蟹状星云和船帆座星云的超新星遗迹（SNRs）中发现了蟹状星云和船帆座星云，证实了巴德和茨维基1934年的预测，即超新星形成了中子星。在过去的十年里，对脉冲星风星云（PWNe）的观测，特别是钱德拉X射线天文台的观测，打开了一个新的窗口，可以关注中子星的相对论风，研究它们与宿主SNR的相互作用，并找到以前错过的中子星。几十年来，蟹状星云一直被认为是PWNe的原型，但我们现在知道不同种类的中子星和PWNe的性质与蟹状星云不同。在这次演讲中，我回顾了中子星/PWNe-SNRs协会的现状，并强调了PWNe与高磁化中子星协会的X射线眼睛的日益多样性。最后，我展望了未来的高能研究。
2012-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffusion in Pulsar Wind Nebulae: An Investigation using Magnetohydrodynamic and Particle Transport Models
我们使用三维MHD（详见Porth et al.（2014））和测试粒子模拟以及Fokker-Planck粒子输运模型研究了脉冲星风星云（PWN）中高能粒子的输运。后者包括辐射和绝热损失，扩散和平流的模拟MHD星云的背景流。通过结合这些模型，对G21.5-0.9、船帆座内部区域和3C 58三个星云的X射线同步辐射通量和光子指数的空间演化进行了模拟，从而导出了控制参数：磁场强度、平均流速和空间扩散系数。为了比较，星云也是用半分析的Kennel & Coroniti（1984）模型模拟的，但Porth等人（2014）的模型通常能更好地拟合观测数据。我们发现，在湍流星云（下游的终止冲击波）的高速波动引起有效的扩散传输的粒子，与平均Péclet数接近统一，表明平流和扩散在粒子传输中起着重要的作用。我们发现，$\sim2\times 10^{27} (L_{\rm s}/0.42\rm Ly) cm^{2}s^{-1}$级的扩散输运系数（$L_{\rm s}$是终止激波的大小）是独立的能量达到极端粒子洛伦兹因子的$γ_{p}\sim10^{10}$。
2016-04-12 astro-ph.HE
Bimodality of Wind-fed Accretion in High Mass X-ray Binaries
研究了高质量X射线双星中吸积中子星的X射线光电离的影响。通过对X射线辐射影响下线驱动风流的流体方程的简单分析，揭示了控制X射线双星X射线光度的新原理。在本研究中，我们考虑线驱动加速和X射线光电离，求解吸积流的运动方程。在X射线辐照的影响下，我们发现流动方程有两类解。第一个解决方案的特点是由一个缓慢的风速，导致一个大的吸积率。第二个解决方案是一个快速的风流动，导致一个小的吸积率。我们发现，只有具有快风和微弱X射线光度的解才是稳定解。另一方面，具有大X射线光度的慢风解是不可能实现的。在明亮的X射线双星系统中，X射线亮度会增加，直到强的X射线降低线驱动的加速度，并导致风的停滞。这一结果暗示了一个重要的结论，即风馈X射线发射双星的X射线光度将由风滞止极限决定。同时，X射线光度小的快风解也可以是稳态。明亮的X射线源，如船帆座X-1，将有有限的光度风停滞，而微弱的系统，如静止的超巨星快速X射线瞬变可能是在微弱的解决方案。
2014-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Structured ionized winds shooting out from a quasar at relativistic speeds
本研究利用XRISM/Resolve首次高分辨率观测类星体PDS 456，发现其相对论性电离风由五个离散速度成分和多达百万团块构成，并据此揭示其超高动能功率及对标准外流模型的挑战。
2025-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
